Дневная звезда. Рассказ о нашем Солнце

Если же мы будем рассматривать солнечный диск в красном свете линии водорода или в синей линии ионизованного кальция, то при замене фильтров мы можем увидеть также и фотосферную сетку. Она совпадает с крупномасштабной структурой хромосферы. На фотоснимках, полученных через фильтры с высоким пространственным разрешением, видна очень разнообразная и все время изменяющаяся структура — видны поры, волосики и бородавки солнечной кожи. Множество тонких темных линий, похожих на листочки травы, образуют на поверхности завитки и кружки. На солнечном диске они выглядят темными, а на краю Солнца на фоне темного неба — светлыми. Солнечники пользуются разными названиями для описания явлений солнечной дерматологии. Темные линии называются фибриллами или волоконцами, а их яркие двойники на лимбе — спикулами. Спикулы расположены в нижней хромосфере главным образом на границе супергранул. Внешне спикулы похожи на струи, пламя или горящую изгородь. Каждая спикула живет от 2 до 10 мин, затем на ее месте появляется новая. На «Скайлэбе» было получено много тысяч фотоснимков спикул и сеточной структуры верхней хромосферы. Этот верхний хромосферный слой имеет температуру около 70 000 К. В него вкраплены ощетинившиеся ряды спикул, высота которых над поверхностью достигает 25 000 км. На снимках в ультрафиолете, полученных на «Скайлэбе», на солнечной полярной шапке видны гигантские спикулы высотой 40 000 км и шириной, в два раза превышающей размеры Земли. Эти спикулы существовали около часа. Они являются одним из проявлений вспененной структуры хромосферы, из которой вещество может выплескиваться со скоростями, превышающими 150 км/с.

Теперь я хочу описать невидимую составляющую атмосферы — солнечное магнитное поле. Магнитное поле Солнца измеряет особый прибор, называемый магнитографом. Физический принцип, положенный в основу этого прибора, связан с возмущением электронной структуры атома магнитным полем. В результате энергетические уровни атомов расщепляются, образуя тонкую структуру. На спектре отдельные линии видны расщепленными на отдельные близко расположенные составляющие. Кроме того, излучение расщепленных линий поляризовано. Путем определенной комбинации фильтров поляризованные линии могут быть выделены, а их относительные интенсивности измерены. В результате могут быть определены напряженность и направление магнитного поля. В настоящее время такие измерения проводятся систематически при помощи магнитографов, а измеряемые параметры магнитного поля представляются либо в виде электронных сигналов, либо изображений на фотопленке или на экранах телевизионных трубок и мониторов.

Рис. На магнитограмме, полученной с помощью солнечного телескопа Мак-Мас, видны области положительной (белые) и отрицательной (темные) полярности магнитного поля. Видна большая группа солнечных пятен (справа внизу), близкая к распаду. Сильное магнитное поле на поверхности связано с активными областями на Солнце; это области, в которых сильное магнитное поле из недр Солнца проникает на поверхность. (Национальная обсерватория Китт-Пик, США.)

Солнечное магнитное поле имеет очень сложную структуру. На Земле ситуация относительно проста: наша планета имеет постоянное магнитное поле, являющееся дипольным (как у магнитного бруска) с двумя магнитными полюсами. Магнитное поле Земли постепенно меняет свое направление, и за несколько сотен тысяч лет сменит его на обратное. Но день ото дня или даже на протяжении годов ничего особенного не происходит. Геофизики полагают, что магнитное поле Земли генерируется механизмом типа динамо в жидком металлическом ядре Земли. Поле Солнца имеет сложную структуру и меняется непрерывно. Более того, магнитное поле Солнца примерно каждые 11 лет «переворачивается», что является одним из проявлений почти регулярного цикличного характера изменений на Солнце.

Если уйти очень далеко от Солнца и измерить его магнитное поле таким способом, каким мы обычно это делаем для звезды, результат будет очень разочаровывающим. Напряженность магнитного поля будет редко превышать 1 Гс, что примерно в 10 раз больше, чем среднее поле Земли, и сравнимо с напряженностью очень дешевого игрушечного магнита. У других звезд, например у белых карликов, очень сильное магнитное поле, в несколько тысяч гаусс. А у нейтринной звезды или пульсара поверхностное магнитное поле достигает миллиарда гаусс. Очевидно, дневная звезда мало что может предложить изучающему звездный магнетизм.

Но давайте придвинемся ближе, чтобы увидеть отчетливо диск, затем крупномасштабную структуру. В полярных областях (гелиофизическая широта более 60°) существует отчетливо выраженная структура радиального относительно поверхности магнитного поля. Это поле меняется, но медленно, характерное время изменений составляет несколько лет. Оно состоит из множества маленьких магнитных элементов, и поэтому его нельзя считать общим магнитным полем.